В 1944 году Вальтер Бааде классифицировал группы звезд Млечного Пути на звездные популяции . В аннотации статьи Бааде он признает, что Ян Оорт первоначально придумал этот тип классификации в 1926 году . [1]
Бааде заметил, что более синие звезды тесно связаны со спиральными рукавами, а желтые звезды доминируют вблизи центральной галактической выпуклости и внутри шаровых звездных скоплений . [2] Два основных подразделения были определены как популяция I и популяция II , а в 1978 году было добавлено еще одно, более новое, гипотетическое подразделение, названное популяцией III .
Среди типов популяций обнаружены существенные различия с индивидуальными наблюдаемыми звездными спектрами. Позже было показано, что они очень важны и, возможно, связаны с звездообразованием, наблюдаемой кинематикой , [3] звездным возрастом и даже эволюцией галактик как в спиральных , так и в эллиптических галактиках. Эти три простых класса населения удобно делили звезды по их химическому составу или металличности . [4] [5] [3]
По определению, каждая группа населения демонстрирует тенденцию, при которой уменьшение содержания металлов указывает на увеличение возраста звезд. Следовательно, первые звезды во Вселенной (с очень низким содержанием металлов) считались популяцией III, старые звезды (низкая металличность) — популяцией II, а недавние звезды (высокая металличность) — популяцией I. [ 6] Солнце считается популяцией I, недавняя звезда с относительно высокой металличностью 1,4%. Обратите внимание, что астрофизическая номенклатура считает любой элемент тяжелее гелия «металлом», включая химические неметаллы, такие как кислород. [7]
Наблюдение звездных спектров показало, что звезды старше Солнца содержат меньше тяжелых элементов по сравнению с Солнцем. [3] Это сразу предполагает, что металличность развивалась на протяжении поколений звезд в процессе звездного нуклеосинтеза .
Согласно современным космологическим моделям, вся материя, созданная в результате Большого взрыва, состояла в основном из водорода (75%) и гелия (25%), и лишь очень небольшая часть состояла из других легких элементов, таких как литий и бериллий . [8] Когда Вселенная достаточно остыла, первые звезды родились как звезды популяции III, без каких-либо примесей более тяжелых металлов. Предполагается, что это повлияло на их структуру, так что их звездные массы стали в сотни раз больше, чем у Солнца. В свою очередь, эти массивные звезды также очень быстро эволюционировали, и их нуклеосинтетические процессы создали первые 26 элементов (вплоть до железа в таблице Менделеева ). [9]
Многие теоретические звездные модели показывают, что большинство звезд III группы с большой массой быстро исчерпали свое топливо и, вероятно, взорвались в чрезвычайно энергичных сверхновых с парной нестабильностью . Эти взрывы должны были полностью рассеять их материал, выбрасывая металлы в межзвездную среду (МЗС), чтобы включить их в более поздние поколения звезд. Их разрушение предполагает, что никаких галактических звезд с большой массой населения III наблюдаться не должно. [10] Однако некоторые звезды популяции III можно увидеть в галактиках с большим красным смещением , чей свет зародился в ранней истории Вселенной. [11] Ученые нашли свидетельства существования чрезвычайно маленькой ультра-бедной звезды , немного меньше Солнца, обнаруженной в двойной системе спиральных рукавов Млечного Пути . Открытие открывает возможность наблюдения еще более старых звезд. [12]
Звезды, слишком массивные, чтобы произвести сверхновые с парной нестабильностью, вероятно, коллапсировали бы в черные дыры в результате процесса, известного как фоторасщепление . Здесь во время этого процесса могло вырваться какое-то вещество в виде релятивистских струй , и это могло распространить первые металлы во Вселенную. [13] [14] [а]
Самые старые звезды, наблюдаемые до сих пор, [10], известные как популяция II, имеют очень низкую металличность; [16] [6] По мере рождения последующих поколений звезд они становились более обогащенными металлами, поскольку газовые облака, из которых они образовались, получали богатую металлами пыль , произведенную предыдущими поколениями звезд из населения III.
Когда эти звезды популяции II умерли, они вернули обогащенный металлами материал в межзвездную среду через планетарные туманности и сверхновые, еще больше обогащая туманности, из которых образовались новые звезды. Поэтому эти самые молодые звезды, включая Солнце , имеют самое высокое содержание металлов и известны как звезды I-го населения.
Звезды населения I — это молодые звезды с самой высокой металличностью из всех трех популяций, которые чаще встречаются в спиральных рукавах галактики Млечный Путь . Солнце считается звездой промежуточной популяции I, тогда как солнцеподобная μ Arae гораздо богаче металлами. [17] (Термин «богатая металлами звезда» используется для описания звезд со значительно более высокой металличностью, чем у Солнца; выше, чем можно объяснить ошибкой измерений.)
Звезды населения I обычно имеют правильные эллиптические орбиты центра Галактики с низкой относительной скоростью . Ранее была выдвинута гипотеза, что высокая металличность звезд популяции I делает их более вероятными обладателями планетных систем , чем две другие популяции, поскольку считается, что планеты , особенно планеты земной группы , образуются в результате аккреции металлов. [18] Однако наблюдения за данными космического телескопа «Кеплер» обнаружили меньшие планеты вокруг звезд с различным уровнем металличности, в то время как только более крупные, потенциальные газовые планеты-гиганты концентрируются вокруг звезд с относительно более высокой металличностью – открытие, которое имеет значение для теорий газа. -гигантское образование. [19] Между звездами промежуточного населения I и населения II находится промежуточное население диска.
Звезды популяции II, или бедные металлами, — это звезды, в которых относительно мало элементов тяжелее гелия. Эти объекты были сформированы в более ранние времена Вселенной. Звезды промежуточного населения II часто встречаются в выпуклости вблизи центра Млечного Пути , тогда как звезды населения II, обнаруженные в галактическом гало, старше и, следовательно, имеют больший дефицит металлов. Шаровые скопления также содержат большое количество звезд населения II. [20]
Характерной чертой звезд населения II является то, что, несмотря на их более низкую общую металличность, они часто имеют более высокое соотношение « альфа-элементов » (элементов, образующихся в результате альфа-процесса , таких как кислород и неон ) по отношению к железу (Fe) по сравнению со звездами населения I. ; Современная теория предполагает, что это результат того, что сверхновые типа II вносили более важный вклад в межзвездную среду во время их формирования, тогда как обогащение металлами сверхновых типа Ia произошло на более поздней стадии развития Вселенной. [21]
Ученые нацелились на эти самые старые звезды в нескольких различных исследованиях, включая исследование Тимоти К. Бирса и др . с помощью объективной призмы в Гонконге. [22] и обзор Гамбурга- ESO , проведенный Норбертом Кристлибом и др., [23] первоначально начался с изучения слабых квазаров . На данный момент они обнаружили и подробно изучили около десяти звезд с ультрабедным содержанием металлов (UMP) (таких как Звезда Снедена , Звезда Кэрела , BD +17° 3248 ) и три старейшие звезды, известные на сегодняшний день: HE 0107-5240. , HE 1327-2326 и HE 1523-0901 . Звезда Каффау была признана звездой с самым низким содержанием металлов на сегодняшний день, когда она была обнаружена в 2012 году с использованием данных Sloan Digital Sky Survey . Однако в феврале 2014 года было объявлено об открытии звезды с еще более низкой металличностью SMSS J031300.36-670839.3 , обнаруженной с помощью данных астрономической съемки SkyMapper . Менее экстремальные по дефициту металлов, но более близкие и яркие и, следовательно, более известные, HD 122563 ( красный гигант ) и HD 140283 ( субгигант ).
Звезды населения III [24] представляют собой гипотетическую популяцию чрезвычайно массивных, ярких и горячих звезд, практически не содержащих «металлов» , за исключением, возможно, смешанных выбросов других близлежащих сверхновых раннего населения III. Этот термин был впервые введен Невиллом Дж. Вулфом в 1965 году. [25] [26] Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т.е. с большим красным смещением) и, возможно, начали производство химических элементов тяжелее водорода. , которые необходимы для последующего формирования планет и жизни , какой мы ее знаем. [27] [28]
Существование звезд населения III выведено из физической космологии , но непосредственно они еще не наблюдались. Косвенные доказательства их существования были найдены в гравитационно-линзовой галактике в очень отдаленной части Вселенной. [29] Их существование может объяснить тот факт, что тяжелые элементы, которые не могли возникнуть в результате Большого взрыва , наблюдаются в спектрах излучения квазаров . [9] Также считается, что они являются компонентами слабых голубых галактик . Эти звезды, вероятно, вызвали период реионизации Вселенной — главный фазовый переход газообразного водорода, составляющего большую часть межзвездной среды. Наблюдения за галактикой UDFy-38135539 позволяют предположить, что она могла сыграть роль в этом процессе реионизации. Европейская южная обсерватория обнаружила яркий карман ранних звезд в очень яркой галактике Cosmos Redshift 7 из периода реионизации примерно через 800 миллионов лет после Большого взрыва, на z = 6,60 . В остальной части галактики есть несколько более поздних, более красных звезд населения II. [27] [30] Некоторые теории утверждают, что существовало два поколения звезд населения III. [31]
Текущая теория разделилась во мнениях относительно того, были ли первые звезды очень массивными или нет. Одна из возможностей состоит в том, что эти звезды были намного крупнее нынешних звезд: несколько сотен солнечных масс , а возможно, и до 1000 солнечных масс. Такие звезды будут очень недолговечными и просуществуют всего 2–5 миллионов лет. [32] Такие большие звезды могли быть возможны из-за отсутствия тяжелых элементов и гораздо более теплой межзвездной среды, образовавшейся в результате Большого взрыва. [ нужна цитата ] И наоборот, теории, предложенные в 2009 и 2011 годах, предполагают, что первые звездные группы могли состоять из массивной звезды, окруженной несколькими меньшими звездами. [33] [34] [35] Меньшие звезды, если бы они остались в рождающемся скоплении, накопили бы больше газа и не смогли бы дожить до наших дней, но исследование 2017 года пришло к выводу, что если звезда массой 0,8 солнечных ( M ☉ ) или меньше было выброшено из своего родного скопления до того, как оно накопило большую массу, оно могло бы выжить до наших дней, возможно, даже в нашей галактике Млечный Путь. [36]
Анализ данных о звездах населения II с чрезвычайно низкой металличностью, таких как HE 0107-5240 , которые, как полагают, содержат металлы, произведенные звездами населения III, позволяет предположить, что эти безметалльные звезды имели массы 20 ~ 130 солнечных масс. [37] С другой стороны, анализ шаровых скоплений , связанных с эллиптическими галактиками, предполагает, что за их металлический состав ответственны сверхновые с парной нестабильностью , которые обычно связаны с очень массивными звездами . [38] Это также объясняет, почему не наблюдалось ни одной маломассивной звезды с нулевой металличностью , хотя модели были построены для меньших звезд населения III. [39] [40] Скопления, содержащие красные карлики с нулевой металличностью или коричневые карлики (возможно, созданные сверхновыми с парной нестабильностью [16] ), были предложены в качестве кандидатов на темную материю , [41] [42], но поиск этих типов MACHO осуществляется через гравитационное микролинзирование дало отрицательные результаты. [ нужна цитата ]
Звезды населения II считаются зародышами черных дыр в ранней Вселенной, но в отличие от зародышей черных дыр большой массы, таких как черные дыры прямого коллапса, они произвели бы легкие звезды, если бы они могли вырасти до большей, чем ожидалось, массы, тогда они могли бы быть квази- звезды , другие гипотетические семена тяжелых черных дыр, которые могли существовать на ранних стадиях развития Вселенной до того, как водород и гелий были загрязнены более тяжелыми элементами.
Обнаружение звезд популяции III является целью космического телескопа Джеймса Уэбба НАСА . [43]
8 декабря 2022 года астрономы сообщили о возможном обнаружении звезд населения III. [44] [45]
Два типа звездного населения были выделены Оортом среди звезд нашей галактики еще в 1926 году.